Opinión

El ciclo evolutivo de las estrellas 1-2

Ramón Cáceres Almonte

Así como nace un ser humano que se desarrolla y crece, lo mismo pasa con  esos soles incluyendo el nuestro, que pueblan el cielo de noche, y digo de noche porque es cuando los vemos, pero en el día están allí, aunque la luz del sol –nuestra estrella el Sol-, nos opaca la visión de esos puntos luminosos.

LAS ESTRELLAS SON INMENSAS BOLAS O GLOBOS de Hidrógeno en principio, ya que este es el elemento más sencillo del Universo, y que da origen a todos los demás elementos que conocemos- Una inmensa cantidad de estrellas de primera generación, o sea anteriores a las que vemos ahora, explotaron como supernovas, y ese descomunal momento, en fracciones de segundo, fue suficiente para  formar los elementos restantes, que la estrella no pudo formar ya que todas ,como sabemos, al llegar hasta la fusión del hierro, se detienen.

Las estrellas nacen cuando ocurre un colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa compuesta en su mayoría por hidrógeno, el proceso se inicia al convertir el Hidrógeno en Helio. Luego de muchos miles de millones de años todo el hidrógeno combustible y posteriormente el helio se agota y la estrella pasa a la etapa “gigante roja”. Aquí la estrella comienza a contraerse elevando su temperatura y aumentando su núcleo. Es cuando se forman elementos más pesados. Cuando la estrella termina con todos los combustibles nuevos generados, llega a su fin…recordemos nunca pasa del hierro.

Es entonces cuando comienzan a desprenderse de capas, ya que no consiguen mantenerlas unidas por más tiempo. Es cuando pasan a llamarse “nebulosa planetaria”. El ejemplo típico lo tenemos en M57 o nebulosa del anillo de Lira. El centro adopta el nombre de “enana blanca”. Pueden adoptar el tamaño de un planeta y sigue brillando durante un tiempo indeterminado. Tras esta etapa viene su tramo final convirtiéndose en “enana negra” o “estrella muerta”.

Hay ocasiones en que las estrellas con masas mayores al Sol, cuando se desprenden de sus capas lo hacen con mucha fuerza dándose las “supernovas” pudiendo dar lugar a los “agujeros negros”. Veamos cada caso:

Gigante rojo es una estrella gigante de masa baja o intermedia (menos de 8-9 masas solares) que, tras haber consumido el hidrógeno en su núcleo durante la etapa de secuencia principal, convirtiéndolo en helio por fusión nuclear, comienza a quemar hidrógeno en una cáscara alrededor del núcleo de helio inerte. Esto tiene como primer efecto un aumento del volumen de la estrella y un enfriamiento de su superficie, por lo que su color se torna rojizo. Al respecto teneos Aldebarán, Antares, y Arturo de Boyero….no son estrellas de larga vida, la mayor parte, como las de tamaños intermedios como nuestro sol por ejemplo, ya que si son gigantes desde un principio tienen un metabolismos mucho más rápido.

Enana Roja. Es una estrella pequeña y relativamente fría de la secuencia principal, ya sea de tipo espectral K tardío o M. Este tipo forma la mayor parte de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a una tercera parte de los del Sol ,y una temperatura superficial de menos de 3.500 Kelvin, estas estrellas emiten poca luz, con una luminosidad que en algunos casos apenas alcanza 1/10.000 de la luminosidad solar. Incluso la enana roja más grande tiene sólo un 10% de la luminosidad del Sol.

Enana blanca. Remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido en un lejano futuro -el Sol-. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo-Están compuestas por átomos en estado de plasma; como en su núcleo ya no se producen reacciones termonucleares, la estrella no tiene ninguna fuente de energía que equilibre el colapso gravitatorio, por lo que la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma debido a su propio peso. La distancia entre los átomos en el seno de la misma disminuye radicalmente, por lo que los electrones tienen menos espacio para moverse, su densidad aumenta a extremos terribles.

A estas densidades entran en juego el principio de indeterminación de Heisenberg y el principio de exclusión de Pauli para los electrones, quienes se ven obligados a moverse a muy altas velocidades, generando la llamada presión de degeneración electrónica, que es la que efectivamente se opone al colapso de la estrella. Esta presión de degeneración electrónica es un fenómeno radicalmente diferente de la presión térmica, que es la que generalmente mantiene a las «estrellas normales». Las densidades mencionadas son tan grandes que solamente son superadas por las densidades de las estrellas de neutrones y de los agujeros negros. Las enanas blancas emiten solamente energía térmica almacenada, y por ello tienen luminosidades muy débiles.

Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible en su núcleo y explotar como una supernova , Como su nombre indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones. Las estrellas de neutrones son muy calientes y se apoyan en contra de un mayor colapso mediante presión de degeneración cuántica, debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli. Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo espacio y estado cuántico simultáneamente.

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